3.1. Наблюдаемый фон

Иной фон не выносит переднего плана.
Станислав Ежи Лец

Поговорим теперь о наблюдаемом фоне ночного неба, то есть о том, что виднеется между звездами. Нашим глазам этот фон кажется совершенно темным, но на самом деле это, конечно, не так – фон и не пуст, и не темен.

Рассмотрим повнимательней какой-либо участок ночного неба. На рис. 45 показано изображение участка неба в направлении созвездия Большая Медведица (левый рисунок). Размер этой площадки примерно равен диаметру полной Луны и в этой области неба видна лишь россыпь неярких звезд. В центре изображения многоугольником выделена небольшая площадка, которую в декабре 1995 года наблюдал космический телескоп «Хаббл». Форма области соответствует полю зрения так называемой Широкоугольной и планетарной камеры космического телескопа. Наблюдения этого участка неба (он получил название Северного глубокого поля телескопа «Хаббл» или HDF-N) проводились почти непрерывно в течение двух недель. На итоговом изображении (средний рисунок) видно около 3000 галактик и всего лишь несколько звезд нашей Галактики. Это, конечно, не случайно. Целью наблюдений HDF-N было изучение далеких галактик, и поэтому область поля была выбрана далеко от плоскости Млечного Пути, где спроецированная плотность звезд относительно невелика.

Самые слабые из галактик в HDF-N имеют видимую звездную величину ~ 29m, то есть они более, чем в миллиард раз тусклее самых слабых звезд, доступных человеческому глазу. При увеличении любого из фрагментов HDF-N в кажущейся пустоте между яркими объектами появляются более слабые (см. правую часть рис. 45). В итоге, если посчитать, сколько галактик приходится на единицу площади в глубоких полях, подобных HDF-N, то оказывается, что каждый квадрат небесной сферы со стороной 2″–3″ содержит галактику.

Рис. 45. Слева: участок неба размером 0.°5 × 0.°5 в области созвездия Большая Медведица. Многоугольником указана область Северного глубокого поля космического телескопа «Хаббл» (HDF-N). В центре: репродукция HDF-N (размер изображения – 2.’7 × 2.’7). Справа: фрагмент изображения HDF-N размером 25″ × 29″.

Из приведенного примера становится понятно, что фон ночного неба складывается из свечения слабых звезд нашей Галактики и из излучения далеких галактик. Кроме того, на наблюдаемый фон ночного неба очень сильно влияет атмосфера Земли – она сама по себе немножко светится из-за фотохимических процессов в ее верхних слоях. Заметный вклад в наблюдаемый фон дает и межпланетная пыль, подсвечиваемая Солнцем – зодиакальный свет, и межзвездная пыль, подсвечиваемая звездами Галактики. Есть и другие факторы, влияющие на фон неба, но их вклад менее значителен.

Суммарный фон ночного неба при наблюдениях с Земли довольно ярок, хотя и уступает примерно в 10 миллионов раз яркости дневного неба. Например, на высокогорных обсерваториях, удаленных от яркой подсветки городов и находящихся выше приземного слоя воздуха, одна квадратная секунда безлунного ночного неба в зените светит в видимом диапазоне примерно как звезда 22 звездной величины. Один квадратный градус неба светит уже как звезда 4m (такая звезда уже легко различима глазом), а вся полусфера ночного неба излучает как объект –6m или –7m. Это означает, что ночное небо как целое светит ярче любой звезды или планеты, и уступает лишь Солнцу и Луне!

Вклад разных факторов в итоговую яркость ночного неба варьируется со временем (например, свечение атмосферы усиливается в периоды максимума солнечной активности) и в зависимости от положения относительно плоскостей Солнечной системы и Галактики. В оптическом диапазоне этот вклад в среднем выглядит примерно так [35] :

свечение атмосферы – 145 N 10,

зодиакальный свет – 60 N 10,

интегральный свет слабых звезд Галактики – < 5 N 10,

свет звезд, рассеиваемый межзвездной пылью, – 10 N 10,

диффузное излучение внегалактических объектов ~ 1 N 10.

Итак, оказывается, что оценить реальный фон ночного неба, создаваемый далекими внегалактическими объектами, совсем непросто. Этот фон заслоняется «передним планом» – земной атмосферой, межпланетной и межзвездной средой, звездами Млечного Пути. Если учесть все эти помехи, то остающийся внегалактический фон выглядит примерно так, как показано на рис. 46. Природа этого фонового свечения в разных спектральных диапазонах сильно отличается. В области самых высоких энергий источник фона не вполне ясен, хотя заметный вклад в него, по-видимому, должно вносить излучение активных ядер галактик (квазаров, блазаров и др.). В оптическом и инфракрасном диапазонах фоновое излучение – это интегральный свет звезд и пыли, нагретой молодыми звездами, от галактик на разных красных смещениях. В миллиметровом диапазоне, как видно на рис. 46, доминирует вклад реликтового излучения (раздел 2.4). В радиодиапазоне за фон, по-видимому, отвечают радиоисточники – радиогалактики, радиоизлучающие квазары и другие подобные объекты.

Рис. 46. Интенсивность космического фонового излучения в разных спектральных диапазонах. Вдоль нижней горизонтальной оси отложена длина волны излучения в микронах, вдоль верхней – соответствующие энергии квантов в электронвольтах.

Итак, внегалактическое фоновое излучение – это дошедший до нас интегральный свет от всех звезд, галактик и активных ядер галактик, родившихся и эволюционирующих во Вселенной. Поэтому анализ этого излучения может дать информацию об истории звездообразования во Вселенной и даже о ее возрасте.

Рассмотрим простой случай. Пусть мы находимся в центре сферы, равномерно заполненной светящимся веществом (звездами и галактиками) и пусть радиус этой сферы равен R, а плотность светимости вещества – L ( r ) = L 0. Тогда наблюдаемая освещенность, создаваемая всем излучением от нас и до границы сферы, может быть найдена суммированием от r = 0 до r = R : Q = ct 0 L 0 , где R = ct 0 , с — скорость света, a t 0 — возраст нашей модельной Вселенной. Из этого выражения сразу видно, что величина фонового излучения ( Q ) определяется временем, в течение которого светили звезды и галактики, то есть, в конечном счете, возрастом Вселенной.

Чему равны значения Q и L 0 в нашей Вселенной? Q — это поток энергии, проходящий за единицу времени через единицу площади от всех излучающих источников. Q может быть найдено суммированием фонового излучения по всем длинам волн. По современным данным Q ~ (5–10) × 10-4 эрг/с·см2). Среднюю плотность светимости L 0 можно грубо оценить, используя в качестве своего рода стандарта энерговыделения наше Солнце. Интегральная светимость Солнца Lo = 4×1033 эрг/с, масса M o=2×1033 г и, следовательно, энерговыделение единицы массы Солнца: еo = L o/ M o = 2 эрг/с·г). Плотность «светящегося» вещества Вселенной составляет примерно 0.003 ρc = 3 × 10-32 г/см3 (0,3 % критической плотности, см. раздел 2.5 предыдущей главы). Умножаем плотность на еo и получаем следующую оценку плотности светимости: L 0 ~ 6 × 10-32 эрг/с·см3). Подставляем эти значения в формулу для Q и получаем оценку времени, в течение которого должны были излучать звезды и галактики для того, чтобы обеспечить наблюдаемую яркость ночного неба, – t 0 = Q/ ( c × L 0) ~ 10–20 млрд лет. Замечательный результат! Яркость ночного неба не только говорит нам о том, что был Большой взрыв, то есть было некое событие, приведшее к появлению звезд и галактик, но и о том, когда он произошел.

Предыдущие рассуждения и оценки были, конечно, очень грубыми. Кроме того, они касались лишь интегральной, просуммированной по всем длинам волн, яркости фона. Более детальное рассмотрение фона в разных спектральных диапазонах – от гамма-излучения до радиодиапазона (рис. 46) – позволяет получить гораздо больше информации о Вселенной и о населяющих ее объектах.

Рассмотрим теперь более реалистичный подход, учитывающий, в частности, расширение Вселенной. Расширение приводит к увеличению длины волны фотонов и, следовательно, к уменьшению их энергии. Так может расширение Вселенной само по себе способно решить фотометрический парадокс? Это предположение было высказано в середине XX века английским космологом Германом Бонди, которому, кстати, принадлежит и не вполне удачное название «парадокс Ольберса».

Бонди совместно с Голдом в 1948 году предложил собственную космологическую модель. (Сходную модель практически одновременно рассмотрел Фред Хойл и поэтому теорию стационарной Вселенной называют также теорией Бонди, Голда и Хойла.) Модель стационарной Вселенной выглядит довольно привлекательно – Вселенная вечна, бесконечна и находится в состоянии непрерывного расширения, то есть в ней выполняется закон Хаббла. Вместо космологического принципа, лежащего в основе космологии Фридмана, теория стационарной Вселенной опирается на совершенный космологический принцип — Вселенная не только однородна и изотропна, но и одинакова во все моменты времени. Для того, чтобы согласовать расширение Вселенной с ее постоянной плотностью, в модели Бонди и др. пришлось допустить непрерывное рождение вещества. Темп этого рождения очень невелик – требуется появление лишь одного атома водорода в год в кубе со стороной полтора километра. Спонтанное рождение вещества – вещь, конечно, странная, но в космологии много необычного. Важнее то, что стационарная космологическая модель давала четкие предсказания, которые можно было проверить наблюдениями – например, она предсказывает вполне определенную зависимость между расстоянием и красным смещением. Именно наблюдения, в первую очередь, реликтового излучения, в конечном итоге и опровергли модель Бонди и др.

В стационарной модели Вселенная вечна и бесконечна. Следовательно, если она статична, излучение звезд должно заполнить все пространство и небесная сфера будет сверкать как поверхность звезды. Герман Бонди заключил, что нестационарность Вселенной, то есть ее расширение, решает эту проблему. Галактики на больших расстояниях удаляются от Земли со скоростью, превышающей скорость света, и поэтому их излучение никогда до нас не доберется. В теории стационарной Вселенной небосвод, действительно, покрыт изображениями звезд, но мы не видим эти сверкающие небеса, поскольку большинство галактик имеют колоссальные красные смещения и ненаблюдаемы.

Решение Бонди справедливо для его модели Вселенной, однако это решение часто неправомерно переносят на реальную Вселенную, которая, конечно, расширяется, но является ограниченной во времени и в пространстве. В нашей Вселенной роль красного смещения в формировании темного ночного неба не столь велика.

Подробные расчеты яркости ночного неба для разных моделей Вселенной показали, что расширение, действительно, уменьшает яркость фона, но не слишком сильно. При любом разумном выборе космологических параметров падение яркости составляет лишь примерно 40 % от значения для стационарной, не расширяющейся Вселенной. Следовательно, возраст Вселенной и, соответственно, время жизни галактик и составляющих их звезд, – основные факторы, определяющие наблюдаемую яркость ночного неба. Расширение Вселенной уменьшает эту яркость не более, чем в два раза.

Назад: Глава 3 Фон ночного неба

Дальше: 3.2. Решение фотометрического парадокса